The Size-Frequency Distribution of the Zodiacal Cloud: Evidence from the Solar System Dust Bands
最近对从LDEF卫星上的撞击坑记录中获得的黄道光云粒子的大小-频率分布的观测（Love和Brownlee，1993年）表明，在1天文单位附近有一个相当大的粒子群（直径100微米或更大）。我们以前对太阳系尘埃带的建模（Grogan等人，1997年），与平山家族小行星粉碎有关的黄道光云的特征，受到了只考虑小颗粒（直径25微米或更小）的限制。这是由于数值分析较大颗粒的动力学所需的计算能力非常大。最近廉价、快速的处理器终于使这项工作成为可能。尘埃带模型的创建，建立从单个尘埃粒子轨道，考虑到材料的大小频率分布和组成粒子的动态历史。这些模型能够在多个波段匹配IRAS观测到的尘埃能带结构的形状和振幅。与观测结果最匹配的尺寸频率指数q约为1.4，与LDEF结果一致，即大颗粒占主导地位。然而，为了成功地模拟“十度”带，这通常是与碰撞活动的Eos家庭，我们发现，尘埃粒子轨道的平均适当倾角必须约为9.35度，显着不同的平均适当倾角的Eos家庭（10.08度）。
2000-05-12 astro-ph
Physical Modelling of the Zodiacal Dust Cloud
（节略）这篇评论是基于与N。Gorkavyi，J. Mather，and T. Taidakova的目标是对太阳系中的行星际尘埃云进行物理建模，即，在黄道光云的可观测特征与母小天体的动力学和物理特性之间建立联系。我们的计算方法允许与适度的计算机资源，以整合数百个粒子的轨迹，并有效地存储高达$10^{10-11}$的位置，这提供了一个高保真的3D分布的灰尘。我们的数值代码占主要的动力学效应，管理IPD粒子的运动。我们已经证明了我们的代码的有效性，通过执行以下分析：（i）半人马座分布的模拟（彗星在从柯伊伯带进入太阳系的过程中散落），并揭示了外行星在产生“彗星带”方面的影响;（ii）详细检查在这些带中发现的丰富共振结构，它预测了在主小行星带中存在类似于柯克伍德间隙的间隙;（三）IPD云的初步三维物理模型，其中包括三个尘埃成分-小行星，彗星，和Kuiperoidal -与先驱者号和旅行者号尘埃探测器的现有数据相一致;（四）IPD云的建模，它提供了与COBE/DIRBE观测子集一致的黄道光分布，其数量级为1%;以及（v）显示织女星和波江座Eppi的尘埃拱星盘中的共振结构是嵌入太阳系外行星的标志。进一步改进我们的建模和它们的重要性，天文学和宇宙学的概述。
2000-12-01 astro-ph
Evidence for dust accumulation just outside the orbit of Venus
为了有助于了解行星际尘埃的动力学，我们正在寻找金星轨道附近行星际尘埃的空间分布结构。为此，我们研究了1975年至1979年期间太阳神太空探测器上的黄道光光度计在多个轨道上观察到的黄道光亮度的径向梯度。最干净的数据来自1976年1月发射的Helios B（= Helios 2）。关于黄道带光线亮度对太阳的普遍增加，数据显示太阳神号空间探测器在金星轨道外的位置有百分之几的额外亮度。我们认为这是与金星轨道有关的尘埃环的证据，有点类似于早期在地球轨道上发现的尘埃环。
2007-08-07 astro-ph
The Mid-Infrared Spectrum of the Zodiacal and Exozodiacal Light
黄道光是从地球上看到的中红外天空亮度的主要来源，而黄道光是其他恒星周围的行星和碎片系统的主要发射。我们用ISOCAM在相对于太阳和黄道的广泛方位上观测了5-16度的黄道光谱。我们提出了广泛的粒度分布和组成的理论模型。观测到的温度与大（>10 um半径），低散射度（< 0.08），快速旋转，距离太阳1 AU的灰色粒子的预期一致。除了连续谱，我们还检测到9-11 μ m范围内的弱过量，其幅度为连续谱的6%。特征的形状可以通过硅酸盐的混合物匹配：无定形镁橄榄石/橄榄石，脏的结晶橄榄石和含水硅酸盐（蒙脱石）。含水硅酸盐的存在表明这些粒子的母体是在太阳星云内部形成的。大颗粒占主导地位的尺寸分布，但至少需要一些小颗粒（半径约1微米），以产生硅酸盐发射功能。为了将黄道光尘的性质与其他主序星周围的尘埃进行比较，我们重新分析了Beta Pic的外黄道光光谱。外黄光谱主要由冷尘埃，发射峰值在远红外线，而黄光谱峰值在20微米左右。Beta Pic的硅酸盐特征的形状与51 Oph的ISO光谱几乎相同;这两个外黄道光的特征与黄道光的特征非常不同。外黄道特征大致为三角形，峰值为10.3 μ m，而黄道特征则更四四方方。
2003-04-15 astro-ph
A Search for Resonant Structures in the Zodiacal Cloud with COBE DIRBE: The Mars Wake and Jupiter's Trojan Clouds
我们搜索了COBE DIRBE Sky和Zodi Atlas，寻找火星的尘埃尾流和木星L5拉格朗日点附近的特洛伊尘埃。我们比较的DIRBE图像模型火星唤醒地球的唤醒的经验模型的基础上看到的DIRBE和放置在火星唤醒的18%的分数密度过大的颗粒的分数密度过大的3西格玛上限跟踪地球。假设这些大的尘埃颗粒像特洛伊小行星一样分布在太空中，我们将被困在木星L5拉格朗日点的大颗粒（直径为10-100微米）的有效发射面积的上限设为6 x 10^17 cm ^2。如果火星尾流中尘埃的表面积简单地按行星质量乘以坡印廷-罗伯逊时标的比例缩放，我们就能探测到火星尾流。
2000-02-02 astro-ph
An 11.6 Micron Keck Search For Exozodiacal Dust
我们已经开始了一项观测计划，在附近的恒星中寻找类似于充满太阳系内部的黄道尘埃盘的尘埃盘。我们用凯克望远镜在11.6微米处对附近的六颗主序星进行了成像，校正了大气引起的波前像差，并通过经典散斑分析对点扩散函数进行了去卷积。我们比较我们的数据在我们自己的系统的基础上COBE/DIRBE观测黄道尘的一个简单的模型，并在这些系统中的外黄道尘的密度上限。
2000-02-02 astro-ph
New Measurements of the Motion of the Zodiacal Dust
利用Wisconsin H-Alpha Mapper（WHAM），我们在高光谱分辨率和高信噪比下测量了太阳Mg I 5184散射吸收线在黄道光中的轮廓。这些观测是在49个方向上进行的，这些方向对黄道赤道进行了采样，从48 \dg（夜晚的天空）到334 \dg（早晨的天空）的太阳伸长率，加上在+47 \dg和+90 \dg黄道纬度附近的观测。光谱显示了一个清晰的天体运动学特征，这与局限于黄道平面和仅受太阳引力影响的圆形轨道上的尘埃不一致。特别是，加宽的宽度的配置文件，连同大幅度变化的质心速度与伸长角，表明一个显着的人口的尘埃是偏心轨道。此外，朝向黄道极点的宽而平底的线轮廓表明，相对于黄道平面，轨道倾角的广泛分布可达约30 \dg - 40 \dg。在轮廓的形状中没有明显的不对称性将逆行人口限制在小于10%的逆行人口，并且还对粒子的散射相函数施加约束。这些结果并没有显示径向流出或晚上-早上的速度振幅不对称的一些早期的调查报告。光谱的减少包括发现和去除极微弱的、未识别的陆地发射线，这些发射线污染和扭曲了镁I的基本分布。这种大气辐射太弱，在早期的低信噪比观测中看不到，但它可能影响了以前调查的线质心测量。
2004-05-26 astro-ph
The COBE Diffuse Infrared Background Experiment Search for the Cosmic Infrared Background: II. Model of the Interplanetary Dust Cloud
COBE漫红外背景实验（DIRBE）是为了探测宇宙红外背景辐射而设计的。来自行星际尘埃（IPD）的散射光和热辐射是在大多数红外波长下漫射天空亮度的主要贡献者。准确去除这种黄道光前景是直接测量CIB的必要步骤。黄道光前景的贡献，在10个DIRBE波段，从1.25到240微米的范围内的每一个区别于其明显的季节变化在整个天空。这一贡献是通过拟合从参数化物理模型计算的亮度到全天空DIRBE测量的时间变化超过10个月的观测来提取的。模型亮度被评估为沿着源函数和三维尘埃密度分布函数的乘积的视线的积分。尘埃密度分布由多个组成部分组成：一个光滑的云，三个小行星尘埃带，以及一个接近1 A.U.的环日环。通过使用仅与IPD云相关的直接可测量量，我们从IPD模型中排除了天空亮度的其他贡献者。使用这里描述的IPD模型，已经生成了去除黄道光前景的红外天空的高质量地图。模型中的不完美表现为残差图中与IPD组件相关的低级别系统性伪影。最明显的这些人工制品位于黄道面附近的中红外线，并且不到黄道前景亮度的2%。与该模型相关的Uniforms进行了讨论，包括CIB搜索的影响。
1998-06-18 astro-ph
Maps of Dust IR Emission for Use in Estimation of Reddening and CMBR Foregrounds
我们提出了一个完整的天空100微米的地图，这是一个重新处理的复合COBE/DIRBE和IRAS/ISSA地图，与黄道前景和确认点源删除。在使用ISSA地图之前，我们从IRAS扫描模式中移除剩余的伪影。使用DIRBE 100微米和240微米数据，我们已经构建了一个尘埃温度图，因此100微米图可以转换为与尘埃柱密度成比例的图。这些操作的结果是具有DIRBE质量校准和IRAS分辨率的地图。为了生成完整的天空尘埃图，我们必须首先去除黄道光污染以及可能的宇宙红外背景（CIB）。这是通过对100微米DIRBE图与H_I发射的Leiden-Dwingeloo图进行回归分析来完成的，并通过DIRBE 25微米通量的适当扩展来校正黄道光。对于100微米图，没有检测到显著的CIB。在黄道带污染较弱的140微米和240微米的地图中，我们在140微米的32 \pm 13 nW/m^2/sr和240微米的17 \pm 4 nW/m^2/sr的高通量水平上检测到CIB（95%置信度）。这个积分通量是从哈勃深空光学星系外推的2倍。这些地图的主要用途可能是作为银河系灭绝的新估计。我们证明，新的地图是两倍的准确性较旧的Burstein-Heiles估计在低和中度红化的地区。这些尘埃图也将是有用的估计毫米辐射污染的CMBR实验和估计软X射线吸收。
1998-02-10 astro-ph
Imaging and Nulling with the Space Interferometry Mission
我们提出了一种可能的合成成像模式的空间干涉仪任务（SIM）的数值模拟。我们总结了SIM提供的高表面亮度源成像的一般技术，并讨论了它们的优点和缺点。我们描述了一个交互式的软件包，用于提供现实的，光度正确的估计SIM性能为各类天文物体。特别是，我们模拟的情况下，气体磁盘周围的黑洞在星系核，和黄道尘埃盘周围的年轻恒星物体。关于第一个，我们表明，开普勒速度梯度的线发射气体盘-从而推定的黑洞的质量-可以确定与SIM前所未有的精度在约5小时的集成时间的对象与H_α表面亮度的原型M 87。黄道光外尘埃盘的探测和观测关键取决于盘的性质和SIM的零化能力。如果达到1/10000的归零效率，则具有类似磁盘大小和至少十分之一β Pic灰尘含量的系统可以在100 pc和几kpc之间的距离处被SIM检测到。可能的内部清晰区域也可以被探测和成像，表明大质量行星的存在。另一方面，与太阳系性质更相似的黄道光盘将不会在合理的积分时间与SIM。
1999-03-31 astro-ph
Far-Infrared Emission from Intracluster Dust in Abell Clusters
利用国际空间站上的ISOPHOT仪器对六个Abell星系团的远红外扩展辐射进行了观测。I_（120 μ m）/ I_（180 μ m）面亮度比在黄道光的影响下，向Abell 1656（Coma）方向有一个凸起，向Abell 262和Abell 2670方向有一个凹陷，而向Abell 400、Abell 496和Abell 4038方向没有清晰的结构。在减去黄道光之后，朝向Abell 1656的隆起仍然存在，而朝向Abell 262和Abell 2670的凹陷不再是可叠加的。这表明在Abell 1656星系外有局部过量的发射物质，而Abell 262和Abell 2670的行为可以与位于这些星系团视线上的星系卷云结构相协调。对阿贝尔1656（后发座）的过量被解释为热辐射来自分布在热X射线发射的星团内介质中的星团内尘埃。在五个星团中没有发现任何星团内尘埃的特征，并且在阿贝尔1656中推断出相当低的尘埃质量，这表明在冷却流星团中看到的过量X射线吸收可能不是由星团内尘埃造成的。因此，这些观测结果代表了在探测假定的冷却流物质的最后阶段方面的又一次不成功的尝试，这与先前在其他波长区域的相当多的研究一致。最后，观测到的高红移超新星变暗不太可能归因于星团内或甚至是假定的星团间介质中的尘埃造成的灭绝。
2001-12-04 astro-ph
Signatures of Planets in the Observable Structure of Circumstellar Debris Disks
天文仪器的最新进展意味着我们现在能够对主序星周围尘埃盘的热辐射进行成像，这些尘埃盘可能是行星形成的化石遗迹。这些观测结果表明，碎片盘中的尘埃分布既不平滑也不对称;例如，年轻的A0 V恒星HR 4796 A周围尘埃盘的中红外图像显示了两个发射波瓣，其中一个可能比另一个亮约5%。观测到的太阳系碎片盘的结构，黄道带云也包含不对称性：它有一个偏移的对称中心，它是弯曲的，并且有一个与地球共轨的不对称尘埃环。由于黄道光云的不对称性已被证明是太阳系行星引力扰动的特征，人们希望有可能通过碎片盘观测中的特征来间接探测太阳系外行星系统。本文利用影响太阳系碎片物质演化的物理过程，建立了星周碎片物质演化的通用模型。然后，它显示了行星扰动如何影响这种演变，从而导致在黄道带云结构中看到行星的签名。这个模型可以用来提供一个定量的解释碎片磁盘的意见，和必要的建模技术证明了他们的应用程序的HR 4796磁盘的意见。除了确定HR 4796圆盘的大尺度结构外，模型还显示了HR 4796系统中的一个小天体（>10个地球质量）是如何在偏心率大于0.02的轨道上成为观测到的亮度不对称的原因的。
2000-02-22 astro-ph
Migration of dust particles to the terrestrial planets
在行星引力、坡印廷-罗伯逊阻力、辐射压力和太阳风阻力的影响下，小行星、海王星外行星和彗星尘埃粒子的轨道演化被综合。我们的运行结果进行了比较，与航天器观测的尘埃粒子的数密度和与WHAM观测的黄道带粒子的速度。这一比较表明，土星轨道内的彗星尘埃粒子在整个尘埃种群中所占的比例是显著的，并且可以占主导地位。小行星或彗星尘埃粒子在其动力学寿命期间与地球碰撞的概率在直径约100微米处最大。
2006-06-18 astro-ph
Dynamical models of Kuiper Belt dust in the inner and outer Solar System
我们报告了几个结果有关的动力学演化的尘埃产生的柯伊伯带（KB）。我们表明，它的颗粒尺寸在空间中的频率分布是很大的变化，从生产的分布，作为辐射力和行星的扰动的综合影响的结果。通过计算黄道光附近KB尘埃数密度的径向分布，估计了KB尘埃对黄道光云的贡献。我们还研究了KB尘埃的贡献，收集在地球上的行星际尘埃粒子（IDPs）的人口，通过计算地心相遇速度和捕获率。我们的模型表明，与以前的研究相比，KB尘埃颗粒在地球交叉轨道上有高的偏心率和倾角，因此，他们遇到的速度是类似的彗星颗粒，而不是小行星颗粒。我们估计最多有25%的捕获的IDP有彗星或KB的起源，KB的贡献可能低至1%-2%。我们提出了整个太阳系的KB尘埃的速度场，这与数密度径向配置文件，是潜在的有用的航天器计划外太阳系的任务。
2005-06-28 astro-ph
Quasi-stationary States of Dust Flows Under Poynting-Robertson Drag: New Analytical and Numerical Solutions
许多作者研究了太阳或恒星辐射对尘埃粒子轨道的影响（坡印廷-罗伯逊阻力），并将其应用于行星际尘埃动力学的数值计算。与此同时，尘埃流的一些重要特征可以通过实施我们的新的流体动力学方法来分析研究，以使用粒子轨道根数作为坐标的连续性方程（Gor'kavyi，Ozernoy和Mather 1997）。通过采用这种方法和积分的连续性方程，我们能够找到两个积分的运动时，坡印廷-罗伯逊阻力占主导地位的耗散力的尘埃流。这些运动积分使我们能够探索来自太阳系中任何来源（如小行星，彗星，柯伊伯带等）的尘埃流的基本特征。或者在另一个行星系统里特别是，我们重现了经典的解决方案$n(r)\propto r^{-1}$，近似代表了整个分布的尘埃在太阳系。我们还研究了可能导致$n(r)\propto r^δ$中的幂律指数偏离$δ=-1$的各种因素，包括尘埃源的轨道特性、尘埃粒子的蒸发以及小行星和彗星起源的尘埃粒子混合物的影响。我们计算了黄道带云的小行星和彗星成分在不同距离的太阳的质量和数密度。
1997-06-16 astro-ph
Adaptive Optics Nulling Interferometric Constraints on the Mid-Infrared Exozodiacal Dust Emission around Vega
我们提出的中红外零位干涉观测的主序星阿尔法天琴座（织女星）使用6.5米MMT与自适应次镜的结果。从在10.6微米的观测，我们发现，有没有解决的排放从拱星环境（在分离大于0.8 AU）以上的2.1%（3西格玛限制）的恒星光球排放的水平。因此，我们能够将内部系统中尘埃密度的上限定为我们太阳系黄道带云的650倍。这个极限大约是2.8倍，优于光度过剩观测，如那些由IRAS确定。与红外天文台的远红外观测结果比较表明，在较大的分离度下，内部系统中暖尘埃（< 30天文单位）的密度明显低于冷尘埃。我们考虑两种情况下的颗粒去除，冰粒的升华和行星质量的存在“清扫。“我们发现，如果冰粒的升华是唯一的去除过程，那么外部系统中的大部分（> 80%）材料都是冰。
2004-06-25 astro-ph
Cirrus spectra of low surface brightness regions
本文用90、150和180 μ m的ISOPHOT光栅图研究了低表面亮度区的银河卷云。观测被用来确定尘埃发射光谱和尘埃温度。数据延伸到比IRAS观测更长的波长。与DIRBE资料相比，其分辨率和灵敏度都有较大提高，这为研究单个场的微弱卷云辐射提供了可能。我们将讨论观测的校准，并给出ISOPHOT和DIRBE表面亮度值之间的比较结果。发现对应性优于30%。在90 um处，ISOPHOT表面亮度倾向于略高于DIRBE值，而在较长波长处，情况相反。由卷云波动引起的表面亮度变化使得确定尘埃排放的光谱成为可能。在扣除黄道光和河外源的贡献后，获得了表面亮度在1-2兆焦耳/平方英尺范围内的六个场的卷云光谱。假设f^2辐射率定律，尘埃温度在18-20 K之间。甚至在个别领域内也可以看到温度变化。这些值高于DIRBE的值，但这可以通过校准中的差异来解释。
2000-05-30 astro-ph
The Large Scale Structures in the Solar System: II. Resonant Dust Belts Associated With the Orbits of Four Giant Planets
在第一部分中，使用有效的计算方法，我们已经重建了木星和海王星之间的尘埃源的人口。在这里，在第二部分中，我们提出了157个真实来源（100个半长轴$a<20$ AU的彗星族彗星，51个柯伊伯带和6个半人马座天体）以及从我们的计算样本中提取的211个虚构来源产生的尘埃分布的结果。考虑了以下影响尘埃粒子动力学的过程：1）四颗巨行星上的引力散射; 2）行星共振; 3）坡印廷-罗伯逊（P-R）和太阳风拖曳。计算了由$0.9\times 10^6$粒子位置组成的文件，以模拟太阳系外部的尘埃分布。我们发现这种分布是高度不均匀的，大部分尘埃集中在与四颗巨行星轨道相关的四个带中，在环的最里面部分急剧上升（取决于颗粒的大小）。正如在我，我们揭示了丰富和复杂的共振结构，这些带包含家庭的共振和差距。P-R阻力的耗散性质导致粒子被捕获到共振中并在共振中演化的特定特征。根据我们的模拟，我们预计一个新的，准静止的尘埃人口存在于木星和土星附近的带，这是高度倾斜，并具有大的偏心率。这一种群基本上是非共振的，是对其他共振尘埃带的重要补充。模拟的尘埃可能是外太阳系黄道光的主要来源，这将在我们的进一步工作中进行分析。
1998-12-30 astro-ph
GALEX Observations of Diffuse UV Radiation at High Spatial Resolution from the Sandage Nebulosity
利用GALEX紫外成像仪，我们观测到了一个星云区域，Sandage（1976）首先将其确定为被星际尘埃散射的星光。除了气辉和黄道辐射外，我们还发现在\galex FUV（1350 - 1750毫微米）和NUV（1750 - 2850毫微米）中有一个500至800 \phunit的漫射紫外背景。在这些辐射中，多达250个\phunit是由FUV波段的\htwo荧光辐射引起的;其余的则是来自星际尘埃的散射。我们已经估计出FUV中的光学常数为$a = 0.3; g = 0.7$，NUV中的光学常数为$a = 0.5; g = 0.7$，这意味着高度前向散射的颗粒，加上河外贡献高达150 \phunit。这是迄今为止对漫射紫外背景的最高空间分辨率观测，并显示出超出仪器噪声预期的内在散射。需要进一步的建模来理解这种分散的性质及其对ISM的影响。
2008-12-01 astro-ph
COBE Observations of the Cosmic Infrared Background
COBE上的漫射红外背景实验测量了从距离太阳1个天文单位的空间看到的总红外信号。利用地球绕太阳运行时的时间变化，有可能消除大部分由行星际尘埃云[黄道光]产生的前景信号。通过将DIRBE信号与用21厘米谱线测量的氢原子柱密度相关联，可以消除大部分由星际尘埃产生的前景信号，尽管我们仍然必须关注与H_2（分子气体）和H II（温暖的电离介质）有关的尘埃。DIRBE无法确定5-60微米波长范围内的CIRB，但确实检测到远红外背景和近红外背景。远红外背景的积分强度约为34 nW/m^2/sr，而近红外和河外光学背景的积分强度约为59 nW/m^2/sr。COBE上的远红外绝对分光光度计（FIRAS）已被用来限制远红外背景的长波长拖尾，但850微米处的宽范围强度与FIRAS数据一致。因此，由SCUBA源产生的CIRB的分数在分子和分母上都具有很大的不确定性。
2003-06-03 astro-ph
Smoking Quasars: a New Source for Cosmic Dust
虽然尘埃在天体物理学中被广泛发现，但形成尘埃却令人惊讶地困难。低温（<2000 K）和高密度的适当组合主要存在于晚型巨星和超巨星的恒星风中，因此，它们是已知最有效的尘埃源。从这些恒星喷射到星际介质中的尘埃具有多种重要作用，包括模糊背景物体和促进恒星形成。我们在这里表明，类星体也是自然丰富的尘埃生产者，如果气体云产生其特征的宽线是外流风的一部分。这为类星体和尘埃之间的紧密联系提供了一个解释，为许多类星体周围的重核遮蔽提供了一个解释，并引入了一种在宇宙学早期形成尘埃的新方法。
2002-01-31 astro-ph
HST images of B2 radio galaxies: a link between circum-nuclear dust and radio properties?
几乎60%的B2低光度射电星系已经被哈勃太空望远镜观测到。我们提出了一个分析的尘埃特征，这往往是存在于形式的环核盘或车道，并表明，有放射性源和尘埃属性之间的相关性。研究发现，附近的射电源，其中喷流已被检测到往往有灰尘比没有喷流的来源，灰尘往往是在磁盘或车道的形式。此外，在较弱的射电源（P < 10^{24} W/Hz）中，射电源喷流接近垂直于盘或道。在较强的源中，取向效应似乎很弱甚至不存在。弱射电源中的尘埃质量也比强射电源中的小（log M/M_sun ~ 3对5）。更一般地说，似乎有一个尘埃质量和总的无线电功率之间的相关性（对于那些已检测到尘埃的来源），我们表明，这种相关性是不是由红移引起的。
2002-10-23 astro-ph
Obscuration by Diffuse Cosmic Dust
如果背景宇宙是通过大量弥散分布的前景尘埃来观察的，那么在光学波长上的研究可能会严重偏差。以前的研究调查前景灰尘对背景源的影响，假设灰尘是“紧凑”分布的，即。其尺度相当于正常星系的可见范围。然而，我们表明，弥漫的灰尘是更有效地掩盖背景源。星系团是一个可能的位置“大规模”的弥漫分布的尘埃，其影响的背景源的计数进行了探讨。我们还探讨了一个假设的弥漫星系际尘埃成分均匀分布到高红移与共动质量密度等于与本地星系的影响。在这种情况下，我们预测背景来源的赤字比以前的研究中发现的大三倍。
1998-08-25 astro-ph
Hot dust in two hard Chandra X-ray sources
钱德拉在透镜星团A2390中偶然发现的两个最亮的硬X射线源被发现在6.7和15微米处有ISOCAM对应物。我们使用这一事实，连同他们的非检测SCUBA在850微米，作为其红外光谱能量分布的DUSTY辐射转移建模的基础。对于最佳拟合的模型，我们发现，尘埃的再处理的光学-紫外光在这些康普顿薄活动星系核被加热到接近其升华温度（1000 K以上），与内半径内的核。一些内部温度为200 K的暖尘模型也是正式可接受的。这些发现有力地支持了新的硬X射线钱德拉源的活动星系核模糊假说，它既没有强的发射线，也没有850微米的SCUBA探测。
2000-08-11 astro-ph
Time-Dependent Photoionization in a Dusty Medium. III: The effect of dust on the photoionization of metals
我们使用Perna和Lazzati（2002）开发的含时光电离和尘埃破坏程序来研究在零时刻亮中心源照射下尘埃气体云中介质的时间演化。我们研究的情况下，一个明亮的源，持续的时间尺度远小于重组和尘埃产生的时间尺度。由于这个原因，平衡永远不会达到。我们表明，尘埃的存在和它的属性，如它的组成，可以有很大的影响的时间尺度上的蒸发的软X射线吸收，特别是电离源与硬光谱。我们讨论了软X射线吸收柱的蒸发轮廓，以及云的表观电离状态如何随时间演变。最后，我们考虑的云，是留下的云和电离源属性的函数的表观金属丰度。
2002-12-05 astro-ph
A search for precursors of Ultracompact HII Regions in a sample of luminous IRAS sources. III: Circumstellar Dust Properties
利用麦克斯韦望远镜对30个红外天文光谱源进行了亚毫米和毫米波段的连续测光，这些源是以前在分子谱线和厘米波段射电连续谱中研究过的。所有的源都具有典型的非常年轻的恒星物体（YSO）的IRAS颜色，并且与致密气体有关。尽管它们的光度很高（L>10000太阳单位），但只有10个这样的源与射电对应物相关联。在17例中，我们可以识别与IRAS源相关的毫米波发射的清晰峰值，而在9个源中，毫米波发射被扩展或微弱，无法识别清晰的峰值;仅在4例中发现上限。利用简单的灰体拟合模型对观测到的SED进行拟合，得到了星周尘埃的整体性质。尘埃的温度从24 K到45 K不等，而尘埃的发射率指数与频率的幂律范围为1.56<beta<2.38，这是硅酸盐尘埃的特征;总的星周质量范围超过500个太阳质量。我们发现，对于具有可比光度的源，来自尘埃质量的总柱密度不区分有和没有无线电对应物的源。我们解释这一结果表明，灰尘不发挥主导作用，抑制HII区的形成。我们研究了几种情况下，他们的起源在新生ZAMS恒星，虽然其中大部分无法解释的意见，我们不能排除这些来源是年轻的恒星已经在ZAMS适度的残留吸积淬火的HII区域的扩张。最后，我们考虑的可能性，红外天文台的来源是高质量的前ZAMS（或前H燃烧）对象派生的吸积大部分的发光度。
2000-01-13 astro-ph
Young stars and dust in AFGL437: NICMOS/HST polarimetric imaging of an outflow source
本文介绍了利用HST上的NICMOS仪器获得的致密星团AFGL 437的近红外宽带和偏振图像。我们的高分辨率图像揭示了星团中准直良好的双极反射星云，并使我们能够将WK34确定为照明源。以这个源为中心的双极星云中的散射光是非常高度偏振的（高达79%）。如此高的偏振水平意味着尘埃颗粒的分布缺乏大颗粒，与通常的乌云尘埃模型相反。我们讨论的几何形状的尘埃分布引起的双极反射星云，并为底层散射材料的质量估计。我们发现，最有可能的倾斜的双极星云，南瓣向地球倾斜，是与大规模的CO分子外流与集群的倾斜一致，加强识别WK34作为电源。
2005-08-01 astro-ph
